Fourier... au Chili!

Un peu de patience... ce titre, sans doute incongru -mais c'est fait exprès!- sera bientôt pleinement justifié. Mais commençons par le volet touristique... n'est-ce pas 50% de la vocation de notre site?

	La route qui mène de San Pedro de Atacama au Cerro Paranal s'étire à travers ce haut plateau désertique. Elle réveille en vous des phrases que vous n'avez plus prononcées depuis longtemps, des phrases de l'enfance qu'on n'ose plus formuler à haute voix quand on est adulte, mais qui teambourinent au fond de vous même: "C'est encore loin? On arrive bientôt? Quand est-ce qu'on arrive?" Comment, en effet, ne pas ressentir cette;impatience, quand on sait qu'au bout, ce sera la découverte d'un des plus grands observatoires astronomiques du monde, le Very Large Telescope, VLT pour les intimes?

 

Enfin, l'Observatoire est annoncé!	Et voici le carrefour où il faut tourner à droite pour grimper sur la colline.

Dès le virage pris, l'observatoire apparaît: on distingue les quatre bâtiments qui abritenr les grands téléscopes. En outre, on aperçoit déjà sur limage de droite, deux des petits télescopes (les boules blanches) La montagne a été arrasée et nivelée pour installer l'observatoire, installation de l'E.S.O. (European Southern Observatory), fruit de la collaboration de olusieurs pays européens, et bien sûr, du pays hôte, le Chili.

Ces mêmes sensations émotionnelles, nous pouvons les ressentir à la lecture d'un thriller passionnant... et bien documenté! L'action commence justement par une arrivée au Paranal.

	"Après la portion raide aux multiples virages, la route rectiligne du plateau de l'Attacama s'ouvrait devant lui. Le paysagge avait changé, maintenant désertique et minéral. [...] Les cailloux et les rochers sur le plateau paraissaient autant de sentinelles protégeant des citadelles invisibles. Mais l'homme n'était pas là pour contempler le paysage. Il n'avait qu'une seule idée: arriver sur les lieux le plus vite possible, de préférence avant la nuit.  [...] Après un virage serré en épingle à cheveiux, la dernière montagne s'offrit à lui. Son regard vif accrocha un point au sommet, illuminé par les lueurs du crépuscule. L'objectif était en vue. Il devina les formes blanches, géométriques, , alignées face au cosmos. Après une denière montée, il arriva enfin sur le site.  [...] Les quatre [télescopes] ressemblaient à des vaisseaux prêts à décoller.
	de toute façons, vous êtes fermement invité à vous faire lumineusement discret, afin de ne pas nuire aux observations!	image E.S.O. (source: panneau d'information)	À cet endroit, la Terre frôlait l'Univers. Soudain, un faisceau lumineux surgit d'un des bâtiments, pointant droit vers les étoiles. L'homme comprit que c'était là qu'oil devait se rendre et qu'il était temps d'arriver. Il monta alors vers l'observatoire, tous feux éteints." B. Sagaro, La Conjonction Dorée (Nouveaux Auteurs, 2020)

photo prise par Alain Mauny, à San Pedro de Atacama Il a superposé deux clichés pris séparément du même point (avec, bien sûr, des temps d'exposition différents, mais sans autre artifice), l'un du ciel, barré en diagonale par la Voie Lactée, l'autre du groupe de visiteurs (voyage AFA)	Pourquoi installer un observatoire à cet endroit? Tout d'abord, parce que le ciel de l'Attacama est l'un des plus purs au monde, presque toujours sans nuage. L'absence de précipitations est la cause même du caractère désertique de ce vaste plateau. Et cela est lié à un phénomène météorologique d'inversion des températures dans l'atmosphère au dessus de la côte Pacifique, pourtant tout proche du Cerro Paranal: elle bloque les nuages sur le littoral, assurant aisi un ciel parfaitement dégagé. (clichés ci-dessous) Par ailleurs, la pollution lumineuse en est absente, grâce à l'absence d'installation humaine dans un vaste rayon autour du site.  La photo ci-contre, prise à San Pedro de Attacama, montre la richesse en étoiles du ciel austral au desssus de ce plateau.s

À la Découverte du Site

	Bien sûr, on n'entre pas comme ça! L'accueil est courtois, on vérifie votre inscription à une visite, et tous les véhicules doivent rester sur le parking: derrière la grille d'entrée, c'est un bus du site qui vous prendra en charge pour terminer l'ascencion. Au pied des bâtiments, on est impressionné par leur taille (les véhicules donnent l'échelle), et il devient impossible de faire figurer les quatre télescopes sur une seule image, ce que l'on comprend bien en observant le plan général. Il sont nommés UT (Unit Telescope) et portent les noms donnés par les populations anciennes à des objets célestes qu'elles connaissaient: Antu (Soleil), Kueyen (Lune), Melipal (Croix du Sud) et Yepun (Vénus)
		extrait d'un plan général (site web de l'ESO)

Aux quatre grands télescopes, fixes (dont les miroirs ont un diamètre de 8,2m), s'ajoutent quatre petits télescopes auxiliaures (AT, miroirs de 1,8m) qui, contrairement à leurs grands frères, peuvent être déplacés sur un système de rails selon deux directions perpendiculaires; on remarque sur le plan cet ensemble de pistes en avant des quatre UT.

Prises au même endroit (à quelques mètres près), les images ci-dessus mettent en évidence le mouvement d'un des AT. La disposition générale est mieux saisie... vue du ciel, le Mathouriste a donc emprunté à Wikipedia cette image qui fait apparaître clairement les voies de déplacement des AT... ainsi que la mer de nuages au dessus du Pacifique.30 positions différentes sont possibles pour ces AT, selon les longueurs d'ondes des radiations lumineuses (au sens large,i.e aussi bien dans le visible que l'infra-rouge.ou l'ultra-violet) sur lesquelles travaillent les chercheurs. Cela permet d'adapter à des bandes de longueurs d'onde un paramètre fondamental, la base ou distance entre deux télescopes (voir à ce sujet le § Inteférer, plus bas.)
Ci-dessous, ce sont des êtres humains qui donnent l'échelle. Mais le but est de montrer les portes géantes qui vont s'ouvrir pour pointer le télescope vers le ciel. (et qui sont toutes ouvertes sur la vue générale, dégégeant un vaste angle droit) Et comme il faut pouvoir observer dans toutes les directions, le télescope est posés sur une vaste plate-forme tournante, dont on voit une partie du cercle frontière.

À l'Intérieur

		Allez! En route pour la Lune! Enfin... Kueyen, pardon!  Bien sûr, la première impression est celle du gigantisme de l'appareil, plus encore que de dehors. Le télescope proprement dit, c'est la partie blanche, qui peut pivoter dans le plan vertical parallèles aux supports fixes, qui sont peints en bleu. Ainsi est choisi l'angle d'altitude (par rapport à l'horizon), tandis que la plate-forme mobile  sur laquelle tout ceci est fixé offre, on l'a constaté ci-dessus, 360° en azimut.

Il est temps de regarder de plus près les miroirs! Selon le principe général d'un télescope, la lumière des étoiles est recueillie par un vaste miroir primaire (M1 en abrégé), de forme concave, dont les rayons réfléchis viennent frapper un miroir secondaire (M2 en abrégé), de plus petite taille et placé au "sommet" du télescope. 

M1, un peu difficile à discerner aupremier abord, car tous les croisillons du toit ouvrant  s'y reflètent! Pour vous aider: agrandissez l'image, et suivez son bord circulaire.	M2, juste sous le toit ouvrant

Le miroir M3, dans un plan incliné à 45°, renvoie le faisceau lumineux reçu de M2 vers l'appareillage de détection. Le traitement va pouvoir commencer!

	M3, au centre et juste au dessus de M1, ne se laisse pas facielement apercevoir!	La lumière rerenvoyée par M3 est collectée par un appareil spécialisé, susceptible de changer selon l'étude menée. Ci-contre, ce même dispositif , localisé sur l'ensemble.

		Pour vous aider à vous y retrouver avec une vue d'ensemble sur les 3 miroirs, nous avons emprunté un schéma du télescope à cette page  du blog Cap sur l'Espace; et nous l'avons légèrement colorisé pour mieux repérer les miroirs. Pour le "collecteur de lumière" (voir ci-dessus) nous avons conservé la couleur bleue qu'il a en réalité. Le schéma fait bien apparaître son alignement horizontal avec M3. Enfin, nous avons placé en regard la vue au plus grand angle quil nous a été possible de faire sur place. L'angle de vue n'est toutefois pas le même; le schéma montre le télescope (à peu près) tourné de 90° vers la gauche par rapport à notre image.

Source de l'image: Wikimedia  Commons ( pour la page consacrée à ce type de télexscope)	Maintenant que la vue d'ensemble est claire -du mopns l'espérons nous!- Voici deux détails techniques qui nous semblent particulièrement intéressants. Le Mathouriste demande l'indulgence des astronomes amateurs (et a fortiotri des pros!), pour qui ce qui suit est sans doute bien connu, mais il pense aussi aux néophytes... dont il se sent lui-même plus proche! 1) Les quatre télescopes (identiques, rappelons le) sont du type Ritchey-Chrétien, variante du classique modèle Cassegrain. Or, la différence intéresse le mathématicien! Dans les deux cas, on associe M1 concave avec M2 convexe, et si l'innovation de Cassegrain avait été le choix d'un M2 hyperbolique (M1 étant parabolique, pour concentrer les rayons sur M2), celle de Ritchey et Chrétien réside dans un M1 hyperbolique lui aussi! Il serait mathématiquement plus correct de dire que chacun des deux miroirs est une portion d'hyperboloïde à deux nappes (H2 pour les intimes), ùmais l'usage de l'adjectif pour caractériser la forme de la méridienne de ces surfaces de révolution est plus rapide, et sans ambiguïté. Nous renvoyons les lecteurs aux pages Wikipedia mises en lien pour satisfaire leur légitime curiosité sur les avantages optiques de cette configuration, très largement adoptée dans les télescopes modernes. Ainsi que ... l'inconvénient essentiel, à savoir le coût; lié à la plus grande difficulté que représente le polissage d'un miroir hyperbolique.
2) Autour de M1, on perçoit un grand nombre d'appareils et de câblages; on en devine également en dessous. En effet, la surface de M1 peut être légèrement déformée, par exemple sous l'effet de son poids et de son inclinaison. Un ensemble de 150 vérins hydrauliques et 150 vérins électriques maintient la forme parfaite du grand miroir primaire; c'est ce qu'on appelle un système d'optique active. (Attention! Ne pas confondre avec l'optique adaptative, comme le fit d'abord votre serviteur sur place... croyant à une mauvaise traduction des guides. L'optique adaptative vise la correction des déformations produites par les turbulences atmosphériques de la couche d'air entre le téescope et ce qu'il observe: placer les téescopes en hauteur, c'est bien mais cela ne suffit pas!)

Fourier entre (enfin! enfin?) en scène

Interférer...

La puissance du VLT réside dans son fonctionnement en mode interférométrique. Il s'agit de coupler deux ou plusieurs UT afin d'obtenir de meilleures images en "mélangeant" (ceci dit pour employer un mot simple et compréhensible par tout le monde) les lumières (ou, plus généralement,  les ondes-pas forcément visibles (infrarouges, radio...)- qu'elles reçoivent. Mais c'est loin d'être une simple juxtaposition, un simple recollement comme pour une image panoramique! Le processus est bien plus complexe, et son nom scientifique est interférométrie.

Nous avons déjà rencontré cette technique dans nos pages consacrées aux applications de la Transformation de Fourier, et un rapide coup d'œil préalable peut s'avérer utile si ce mot ne vous dit rien. Le principe est présenté dans la page de la Cristallographie à l'Astronomie, à consulter en premier: on y rencontre l'interféromètre de Michelson, appareil incontournable des débuts de la méthode pour l'Astrophysique. Toujours pour des recherches de spectres, qui permettent d'identifier les composants des atmosphères lointaines, diverses applications sont recensées dans la page Joseph, Vénus, Mars et les autres. Seulement, le procédé va se compliquer un peu!

Première raison: l'interféromètre de Michelson divisait un même faisceau lumineux en deux, et faisait interférer les deux "moitiés" pour produire un spectre. Il s'agit maintenant de faire interférer les faisceaux recueillis par deux télescopes différents, dont la distance qui les sépare, ou base, joue un rôle essentiel. On parle d'ailleurs d'interférométre à longue base, puisque plusieurs dizaines de mètres séparent les deux sources.


La mise en œuvre au VLT est un peu moins dépouillée!  Le schéma du dispositif montré aux visiteurs ne cache pas l'itinéraire complexe que va suivre la lumière captée jusqu'à l'interféromètre : pour mettre en phase les deux faisceaux, état indispensable à l'obtention des interférences, un long cheminement dans des lignes à retard faites de conduits optiques et de miroirs. L'ajustement doit être d'une précision extrême, 0,05µm sir 120m! Il est réalisé par un rétro-réflecteur sur rails (La photo ne comportant pas d'élément qui aide à en estimer la taille, précisons quil mesure 2,50m de long pour une masse de 250kg!)

Source du schéma et des photos: E.S.O. (Les visiteurs ne sont pas admis dans les tunnels!)

Vous trouverez sur le site de l'E.S.O. une courte mais éloquente vidéo du chariot en mouvement.

Deuxième raison:

  Dans le cas de la spectroscopie, on étudiait un signal fonction du temps S = f(t), pour en produire les composantes fréquentielles: il s'agissait donc d'un problème unidimensionnel. Mais au VLT, on veut produire des images des étoiles, de leur planètes; clairement, des objets à deux dimensions! Les interférogrammes obtenus seront donc eux aussi des objets bidimensionnels.

... et décrypter l'Interférogramme

Mais, a-t-on envie de dire, la Transformation de Fourier, c'est vraiment magique! Le principe est le même, et la formule à peine différente en l'adaptant "en deux variables". Elle fait passer du couple des coordonnées (x,y) au couple des fréquences (u,v) selon les notations consacrées par l'usage. Et le retour est toujours aussi simple, avec un simple changement de signe dans l'exposant. Et pour ceux qui sont sensibles à l'élégance des formules, les voici ; les autres peuvent sauter l'encadré.

VLT Lab, avec, au fond à droite, un petit télescope AT sur sa piste de positionnement	Ambiance sérieuse et conviviale à l'intérieur	Cela se fait au centre de calcul, dans le... magnifique(???) bâtiment qui fait face aux quatre tours (VLT lab, en orange sur le plan, cf supra) que voici et dont l'ESO met aimablement quelques photos à notre disposition, pendant le tour ou sur son site web, puisque les visiteurs, là non plus, ne sont pas admis... alors que c'est permis à ALMA, dépendant de ce même E.S.O. Mystère...

 Note rapide sur l'Instrumentation

Ce n'est ni de notre propos , ni de notre compétence, de recenser ici tous les différents instruments qui traitent les signaux optiques reçus; d'ailleurs le site de l'E.S.O. le fait fort bien dans sa page VLT Instruments: ils sont nombreux et ont été conçus pour des programmes de recherche bien pécis. Deux listes y sont présentées, l'une pour le fonctionnement "classique" (un télescope, un instrument) et une autre, titrée VLTI pour le fonctionnement Interférométrique (plusieurs télescopes alimentant le même instrument); cette dernière comporte 4 noms: GRAVITY , MATISSE , NAOMI , PIONIER . Ci-dessous, petite idée des dispositifs de recombinaison des faisceaux optiques en sortie des lignes à retard:

sur PIONIER (source: ESO)	sur GRAVITY (source: ESO)

Comme son nom peut le suggérer, PIONIER est le premier instrument dans lequel on an recomboné les faisceaux des 4 télescopes, en Octobre 2010. GRAVITY a fait la première découverte d'étoiles orbitant au bord du trou noir au centre de notre galaxie, et la première observation directe d'une exoplanète par interférométrie, en exploitant le déplacement du spectre par effet Doppler que nous avons évoquée plus en détails dans cette autre page: ci-dessous, un extrait en iùages et un avis d'expert de l'Analyse de Fourier:

	" La perle de l’astronomie qu’est la découverte des exoplanètes repose sur l’analyse de Fourier des spectres émis par les étoiles." Jean-Pierre KAHANE, conférence à l' École Polytechnique  (10/05/2011)
	Doppler,  plaque-souvenir sur sa maison à Prague Cliquez sur l'imagepour voir l'animation de l'effet Doppler sur le spectre Source: cette page du site Culture Sciences Physique.de l'ENS Lyon

GRAVITY a maintenant été "upgradé" en GRAVITY+ , intégrant notamment des corrections d'optique adaptative.
Enfin, parce que tout évolue (et même très vite!), les premiers instruments ont été réformés: vous en touverez la liste dans cette page de l'ESO, avec pour chacun un lien vers des détails.

Comme leurs grands frères, les 4 petits téescopes (AT) peuvent également être couplés en mode interférométrique.

Une technique... aux antécédents très français!

NON !!!! Ne croyez pas qu'en des temps très anciens, un vaisseau des Dieux ou des Géants fit naufrage sur ce plateau de Haute Provence, abandonnant pour des siècles ses précieuses amphores... Vous admirez le GI2T, c'est à dire le Grand Interféromètre à deux Télescopes, situé à 1300m d'altitude sur le plateau de Calern (au dessus de Grasse), construit en 1985 à l'initiative de l'astrophysicien qui le premier, a eu le premier l'idée révolutionnaire de substituer un couplage interférométrique à un grand miroir... qu'on serait bien incapable de construire à cette taille. .
Comme la spectroscoîe de Fourier avec Pierre Jacquinot et Pierre Connes, l'idée d'un interféromètre à deux télescopes a un papa bien français, Antoine Labeyrie (né en 1943). Il a débuté en 1974 avec un prototype expérimental, l'I2T (enlevez le G, vous comprendrez que sa taille est plus modeste) dont une photo ancienne révèle l'aspect plutôt sommaire.

Les belles Découvertes au VLT

Il s'en fait, sinon tous les jours, du moins très fréquemment au VLT! Jugez-en par le rythme des communiqués de presse à leur sujet. Pour prendre un seul exemple (mais récent: 16/04/25), celle d'une planète orbitant autour d'un système double... dans un plan perpendiculaire à celui des orbites du couple. Du jamais vu, et des astronomes surpris... mais heureux! (Communiqué complet , article détaillé de ScienceAdvances (revue open access de l'AAAS)

Poursuivez les découvertes dans cette page, et notamment le Top 10

Con ALMA

Et bientôt... l'ELT !

Références

• E.S.O. : accueil général
  
• VLT
• ELT
• ALMA
• Interférométrie Astronomique sur Wikipedia (en Anglais, vraiment trop ppeu de contenu dans la VF...)
• Interférométrie à très longue basee sur Wikipedia (en Anglais, même remarque)
  

• S; JANKOV, Astronomical  Optical Interferometry, I : Methods and Instrumentation. (Contient l'historique des Obsevatoires, notamment ceux de Labeyrie)
• S; JANKOV, Astronomical  Optical Interferometry, II : Astrophysical Results.
  

 

• T. KÖRNER, Fourier Analysis (Cambridge University Press), particulièrement le chap. 95:  The Diameter of Stars (Labeyrie's Method)
  

Poursuivre dans le Monde de Fourier...

Revenir à la Page: Analyse Harmonique... mais Pourquoi ce Nom?     (Prélude à la Théorie Analytique, #0.1)
Revenir à la Page: Analyse Harmonique... en tambours et clarinettes (Prélude à la Théorie Analytique, #0.2)

Aller à la Page:      Naissance des Séries de Fourier                          (Promenade dans la Théorie Analytique, #1)
Aller à la Page:      l'Armille, la Sphère, le Cylindre et les Autres...  (Promenade dans la Théorie Analytique, #2)
Aller à la Page:      Naissance de la Transformation de Fourier            (Promenade dans la Théorie Analytique, #3)

Aller à la Page:      Naissance de la FFT: Fast and Fourier !           (Promenade dans... la suite de l'histoire, #4.1)
Aller à la Page:      Signaux, Transformées... et Applications           (Promenade dans... la suite de l'histoire, #4.2)
Aller à la Page:      Cristallographie, Optique, Spectroscopie...       (Promenade dans... la suite de l'histoire, #4.3a)
Aller à la Page:      Spectroscopie par FFT en exploration spatiale  (Promenade dans... la suite de l'histoire, #4.3b)
Aller à la Page:      Brève Histoire des Séries Trigonométriques   (Promenade dans... la suite de l'histoire, #4.4)
Aller à la Page:      De Gabor aux Ondelettes                                    (Promenade dans... la suite de l'histoire, #5)
Aller à la Page:      De Pythagore à Parseval                                     (Promenade dans... la suite de l'histoire, #6)

Aller à la Page:       du Refroidissement  de la Terre à l'Effet de Serre  (En lisant les Mémoires de 1824 et 1827)
Aller à la Page:     Kelvin, l'Analyse de Fourier et les Marées     (En bord de mer...avec de Belles Mécaniques!)
Aller à la Page:     Séries de Fourier et Modes Propres, Applications Modernes   (Pré/postlude à la Théorie Analytique, #0.3)
Aller à la Page:     Fourier, père de l'Optimisation Linéaire          (Promenade dansles sommets... avec Giacometti!)
Aller à la Page:     Fourier, Théoricien des Nombres                                       (e est irrationnel... sa VRAIE preuve !)
Aller à la Page:     Hommage à Jean-Pierre Kahane                                                                 (une vie pour Fourier...)



Revenir à la Page Biographique